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       - A l'écoute des ondes de Mars  
    Hors série - Science & Vie - 1996-09-01      
    Deux petites merveilles de la technologie nous en diront-elles davantage sur un problème qui passionne les astronomes depuis un siècle - la structure interne de Mars ? Réponse en 1997, quand elles se seront posées en douceur sur le sol de la planète rouge.  
    En septembre 1997, deux stations abritant chacune un sismomètre et un magnétomètre vont être déposées à la surface de Mars par la mission spatiale russe, MARS 96. Ces instruments permettront d'aborder, dans des conditions nouvelles, un problème sur lequel les planétologues achoppent depuis longtemps : celui de la structure interne de cette planète. Aujourd'hui encore, elle nous est totalement inconnue ou presque.  
    De fait, son étude s'est jusqu'à présent heurtée à un obstacle pratiquement insurmontable. Une difficulté qui se retrouve d'ailleurs pour toutes les planètes telluriques du système solaire. Alors que les méthodes classiques de télédétection font merveille, s'agissant de scruter une atmosphère ou une surface planétaire, on ne dispose d'aucun moyen équivalent pour sonder l'intérieur à distance.  
    Les rares données, actuellement disponibles sur la structure interne de Mars, reposent donc sur des déductions indirectes. Elles concernent la densité et le moment d'inertie de la planète, mesurés avec une très bonne précision vers la fin du XIXC siècle. Les missions spatiales américaines et russes des années 1970 les ont confirmées à 0,5% près !  
    Grâce aux lois de Kepler et de Newton, les astronomes de la fin du siècle dernier savaient qu'une mesure du champ de gravité de Mars leur donnerait accès à une valeur de la densité moyenne de la planète. Ils se mirent donc en quête d'une telle mesure en étudiant les périodes et les rayons orbitaux des deux satellites martiens : Phobos et Deimos. Disposant ensuite du rayon de la planète elle-même, ils calculèrent la densité moyenne de Mars. Elle était de 3,93, bien inférieure à celle de la Terre : 5,52.  
    D'autres mesures furent faites, notamment de la dérive de l'orbite de Phobos. Cette dérive résulte de la forme légèrement elliptique de Mars. Cette nouvelle mesure, moyennant quelques hypothèses, renseigna sur le moment d'inertie de la planète, c'est-à-dire la distribution des masses en fonction de la profondeur. Le moment d'inertie de Mars se place ainsi entre celui de la Lune -quasiment celui d'une sphère de densité homogène -et celui de la Terre, plus faible en raison d'un noyau très dense.  
    Avec ces deux données, nous venons de résumer la quasi-totalité de nos connaissances sur la structure profonde de Mars. Dans l'attente des informations fournies par la mission MARS 96, l'article s'arrêterait donc là, si quelques éléments un peu plus consolants n'étaient à mentionner.  
    Les premiers concernent la structure de la croûte martienne. Son épaisseur variable provoque des petites perturbations de gravité, lesquelles génèrent des déviations locales dans les trajectoires des satellites artificiels. L'analyse des données d'orbitographie a ainsi permis de montrer que cette croûte s'étendait entre 10 et 60 km de profondeur … C'est une information intéressante, mais limitée. En effet, de telles mesures, y compris celles, plus modernes, qui seront effectuées par Mars Global Surveyor, un satellite américain dont le lancement est prévu pour la fin de cette année, ne permettent pas de sonder avec précision les variations de densité à plus de 200 km de profondeur … Peu ou prou, on retrouve donc la difficulté mentionnée au début de l'article.  
    Les planétologues sont toutefois gens opiniâtres. Faute d'informations certaines, ils ont toujours loisir de penser les possibles. En modélisant l'évolution de Mars depuis sa formation, ils ont ainsi cherché à tirer des conjectures sur sa structure interne.  
    Le point de départ du scénario concernant la formation de Mars est connu : un ensemble de petites planètes - les planétèsimaux - dont on peut estimer la composition moyenne grâce aux analyses réalisées sur des météorites. On sait donc qu'ils sont pour l'essentiel composés de silice (SiO2), d'oxydes de fer et de magnésium, associés, dans une moindre mesure, à d'autres éléments, en particulier du nickel.  
    Lors de la formation de Mars, mais également des autres planètes telluriques - il y a environ 4,5 milliards d'années - ces planétésimaux s'agglomèrent et l'intense énergie dégagée lors des chocs les fait fondre. Les éléments les plus lourds tombent alors vers le centre, y formant le noyau planétaire. Les plus légers, eux, restent en périphérie et forment le manteau. Le volcanisme de surface donne ensuite naissance à la croûte martienne. Elle est essentiellement constituée de basalte. Au sein du manteau martien, la pression s'accroissant avec la profondeur, différentes configurations minéralogiques apparaissent, de plus en plus compactes. C'était là le scénario général. Restait à l'affiner.  
    Le moyen d'y parvenir nous fut donné, par hasard, près du village de Chassigny, en Haute-Marne, là où un météorite d'un genre particulier avait achevé sa course.  
    Elle appartenait à une classe de météorites, dont la composition resta longtemps inexpliquée. Ce mystère disparut dés qu'on s'aperçut que la composition isotopique de certains gaz rares, piégés dans ces pierres, était identique à celle de l'atmosphère martienne. On connaissait cette dernière depuis les mesures effectuées par les sondes Viking, en 1976.  
    Un tel rapprochement conduisait logiquement à voir dans ces météorites des débris de croûte martienne. Ils avaient dû être éjectés à très grande vitesse vers la Terre, lors d'une des nombreuses collisions de petits corps avec la surface de la planète.  
    L'histoire se poursuit alors en Allemagne, à l'Institut Max Planck de Mayence, dans les laboratoires d'Heinrich Wänke.  
    La composition chimique de ces pierres reflétant celle de la croûte de Mars, l'équipe allemande chercha à reconstituer un modèle de l'évolution martienne. Elle utilisa des données obtenues en laboratoire sur le comportement "migratoire" d'un grand nombre d'éléments et de minéraux, au départ mélangés. Appliquées aux planètes, ces données permettaient de discriminer les éléments destinés à migrer vers la croûte, ceux qui devaient rester dans le manteau (la couche qui entoure le noyau), ceux, enfin qui allaient former le noyau. Qui plus est, on pouvait estimer les proportions pour chacun des cas.  
    Partant de là, il était alors facile de remonter à la composition du manteau et du noyau; puis, connaissant le moment d'inertie de la planète, d'évaluer la taille du noyau. Si l'on en croit ce modèle, le noyau martien aurait pour rayon la moitié du rayon de la planète. Il se composerait de fer (à 77%), de soufre et de nickel. Sa densité serait voisine de 7. Celle du manteau serait comprise entre 3,5 et 4.  
    Comme dans le manteau terrestre, on trouverait, dans le manteau martien, deux transitions de phase. On appelle transition de phase un changement de configuration des minéraux pour certaines valeurs critiques de la pression. Sur Terre, une première intervient vers 400 km de profondeur. L'olivine, un minéral vert caractéristique du manteau supérieur, se transforme en spinelle. Le spinelle est formé des mêmes éléments chimiques que l'olivine, mais agencés différemment et de façon plus compacte. La seconde transition intervient vers 670 km. Là, le spinelle se reconfigure autrement. Pour Mars, ces deux transitions se retrouveraient à des profondeurs plus importantes. La première interviendrait à 1'150 km, la seconde à 1'670 km. La gravité de Mars est en effet de 3,71 m/s2, un peu plus d'un tiers de la gravité terrestre. Il faudrait donc atteindre des profondeurs trois fois plus grandes pour trouver la pression indispensable à chaque changement de phase …  
    Tout cela est certes séduisant, mais malheureusement incertain. D'autres modèles ont en effet été proposés, avec des variations de plus de 500 km sur la taille du noyau. Récemment, Antoine Mocquet et Christophe Sotin, de l'université de Nantes, ont montré que selon la répartition du fer entre le noyau et le manteau, les transitions de phase dans le manteau martien pouvaient être fortement modifiées, voire s'estomper. Ce noyau est-il d'ailleurs solide ? Liquide ? Ou, à l'instar de la Terre, les deux, avec une graine solide et un noyau externe liquide ? Autant d'interrogations sans réponse  
    Ce dont on est sûr, en revanche, c'est que, s'il existe un champ magnétique, il devrait être 3'000 fois plus faible que le champ magnétique terrestre. Sur Terre, il trouve son origine dans les mouvements qui agitent la phase liquide du noyau. Elle entoure la graine solide dont la cristallisation est un moteur efficace pour entretenir le champ magnétique. Comment interpréter le faible champ martien ? Un noyau liquide sans mouvement ? Un noyau presque entièrement solide ? Revenons un moment sur Terre.  
    Tout ce que nous connaissons de la structure interne de notre planète a commencé à se constituer, voici un siècle, avec les premières études des ondes sismiques. Générées lors des séismes, ces ondes mécaniques se propagent à une vitesse qui varie selon les milieux qu'elles traversent. Cette vitesse est relativement facile à établir. Il suffit de connaître les distances qui séparent l'épicentre du séisme des sismomètres, appareils qui servent à mesurer l'amplitude des ondes sismiques et qui, installés en différents endroits de la planète, ne répondent pas en même temps. En comparant ces valeurs de vitesse avec des mesures faites en laboratoire, ou, aujourd'hui, avec des vitesses calculées grâce à des modèles théoriques, on peut alors déterminer la composition minéralogique en fonction de la profondeur.  
    S'agissant des grandes structures internes de la Terre, ce type de méthode avait, dès 1936, révélé sa fécondité. Il avait notamment permis de repérer la discontinuité à la base de la croûte, appelée Moho, celle à 670 km de profondeur entre le manteau supérieur et le manteau inférieur, et celles à 2'890 km et 5'153 km séparant, respectivement, le manteau et le noyau liquide, le noyau liquide et la graine solide. Plus récemment, le développement des réseaux internationaux de sismomètres a permis d'élaborer des modèles tridimensionnels de vitesses dans le manteau terrestre, et de représenter en images la convection qui l'anime. Eloignons-nous de la Terre.  
    Forts des succès de la sismologie terrestre, des géophysiciens, parmi lesquels F. Press, alors au California Institute of Technology, avaient, dès les débuts de la conquête spatiale, suggéré d'installer des sismomètres sur d'autres planètes et satellites telluriques du système solaire.  
    Ce fut chose faite sur la Lune avec la première mission Apollo, en 1969, puis les suivantes. Ces appareils permirent de mesurer plusieurs milliers de séismes profonds, associés aux forces de marée exercées par la Terre sur la Lune, plusieurs milliers d'impacts de météorites, et près de 30 séismes liés au refroidissement de notre satellite.  
    De toutes ces sismicités, la dernière nous intéresse au plus haut point. On doit en principe la retrouver sur toutes les planètes telluriques du système solaire, et cela même en l'absence de tectonique des plaques, â l'origine des grands séismes sur Terre. On pense que, sur Mars, cette source d'activité sismique devrait être cent fois plus forte que sur la Lune. Elle y générerait, par an, deux â trois séismes de magnitude 5.5 et près de 50 séismes de magnitude 4.  
    Après l'échec de l'expérience de sismologie américaine Viking, ce sera â la mission MARS 96 de nous le confirmer. L'expérience OPTIMISM, mise en oeuvre grâce aux moyens spatiaux russes, est de conception et de réalisation française (Division technique de l'institut national des sciences de l'univers) . OPTIMISM couple les deux principaux instruments de mesure en géophysique : le sismomètre et le magnétomètre. Financée par le Centre national d'études spatiales (CNES), elle a été élaborée dans un contexte technologique très contraignant. Chacune des deux petites stations, qui abritent les appareils, a été équipée de sacs gonflables destinés â amortir le choc avec le sol martien. Le sismomètre, sous la responsabilité scientifique de l'auteur et de l'Institut de physique du globe de Paris, a été conçu pour résister â un impact frontal de près de 100 km/h. En dépit de ces contraintes, ces instruments sont très perfectionnés. Ils sont au moins cent fois plus sensibles que les sismomètres des Viking, lesquels étaient de surcroît plus lourds et beaucoup plus gourmands en puissance électrique. Suivant le temps de survie et les possibilités de transmission, on obtiendra des données sur le bruit sismique martien, et l'on enregistrera peut-être les premiers séismes à se produire sur une autre planète que la Terre.  
    Quant au magnétomètre, réalisé par l'université de Braunschweig, sous la responsabilité scientifique de Michel Menvielle, de l'université de Paris-Sud, il mesurera, lors de la phase d'approche, d'éventuels signaux associés à un champ magnétique martien interne. Une fois la station au sol, il servira à mesurer les variations de conductivité électrique dans le manteau supérieur et la croûte. Avec les données de ces deux instruments de géophysique, une nouvelle page de la structure interne martienne pourra alors être tournée.  
    Elle ne pourra toutefois être totalement écrite. Ces appareils ne permettront pas de localiser exactement les régions sismiquement actives sur Mars. Ils ne donneront, dans le meilleur des cas, que la distance qui les sépare de l'épicentre. Les deux stations ne permettront pas non plus d'établir une image des variations latérales du manteau martien, et nous ne saurons donc rien sur l'existence et la géométrie des courants de convection animant la planète.  
    Une nouvelle avancée impliquera ainsi des sismomètres mieux installés et mieux protégés du vent, et des variations de température. Ils pourraient écouter l'activité sismique martienne avec une sensibilité au moins cent fois plus grande, et détecter 20 fois plus de séismes. Le déploiement sur Mars d'un véritable réseau de sismomètres ultrasensibles est donc la solution ultime et unique pour comprendre avec beaucoup plus de précision la structure interne.  
    Un tel réseau de capteurs géophysiques et météorologiques avait été proposé, sous le nom d'Inter-Marsnet, par un groupe de scientifiques européens pour être la prochaine mission de l'Agence spatiale européenne. Les comités de sélection de l'agence lui ont préféré une mission astronomique. Entre 1998 et 2007, Mars ne sera donc visitée que par des missions américaines, japonaises et peut-être russes. L'ESA entrera-t-elle dans ce club lors de la sélection de sa prochaine mission scientifique, dont le lancement est prévu pour 2007 ?  
               
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